Objets évolués
Les objets plus agés que ∼ 30 Myr testent la validité de la physique employée dans les modèles qui ne sont plus sensibles aux conditions initiales.
Les diagrammes couleur-magnitude des amas globulaires ainsi que les relations rayon et masse-magnitude des amas ouverts prouvent que les dernières générations de modèles ont été considérablement améliorés. Des mesures récentes de rayons dans les systèmes de binaires à éclipse révèlent cependant des différences entre les rayons mesurés et prédits. La métallicité Berger et al. (2006) ou une inhibition de la convection due au champ magnétique (D’Antona et al. 2000; Mullan & MacDonald 2001; Chabrier et al. 2007; Jackson et al. 2009) pourraient en être à l’origine.
Avant 2009, seuls trois systèmes binaires à la limite ou dans le régime substellaire avaient une masse mesurée dynamiquement : la binaire M8.5+M9 LHS 1070BC (Leinert et al. 2001; Seifahrt et al. 2008), la binaire M8.5+M9 Gl 569Bab (Zapatero Osorio et al. 2004; Simon et al. 2006), et le système L0.5+L1 2MASS J0746+2000AB (Bouy et al. 2004). Depuis, le nombre de sources étudiées a plus que quadruplé grâce notamment à l’introduction des systèmes d’OA équipées d’étoiles laser. Les travaux de Konopacky et al. (2010) montrent que les modèles sous-estiment la masse des naines M tardives jusqu’aux naines L5 tandis qu’ils sur-estiment la masse d’un système de naine T étudié. Si ces tendances en fonction du type spectral se confirment aux âges jeunes, cela impliquerait que la masse des planètes extrasolaires détectées par imagerie est tantôt sur sur-estimée, tantôt sous estimée par les modèles.
Calibrateurs jeunes : confrontations avec les prédictions et biais
Parmi les 33 objets jeunes (âge < 30 Myr) dont la masse a été déterminée dynamiquement, on compte 16 membres de binaires à éclipses, 5 objets suivis par astrométrie et 12 objets entourés d’un disque (qui a permis la mesure de masse). Dans l’échantillon, seuls 9 objets ont une masse inférieure à 0.5 M⊙ et deux objets uniquement sont substellaires.
La comparaison des masses prédites aux masses mesurées révèle que les modèles évolutifs de Swenson et al. (1994) ; S04, D’Antona & Mazzitelli (1997) ; DM97, Siess et al. (2000) ; S00, Palla & Stahler (1999) ; PS99 et Baraffe et al. (1998) ; BCAH98, tendent à sous-estimer la masse des objets (voir la figure 3). Au delà de 1.02 M⊙, la différence entre les prédictions et les mesures est seulement en moyenne de 10 %.
Pour des masses plus faibles, la différence moyenne atteint ≈ 20 % pour les modèles S94, PS99 et S00 et 43 % pour les modèles DM97. Ces différences suggèrent donc des déviations importantes des prédictions. Prato et al. (2002) ont étudié 4 binaires à fort rapports de masses avec des étoiles primaires de masse supérieure à 1 et des compagnons aussi peu massifs que ∼0.2 M⊙. Ils ont découvert que les modèles prédisaient des rapports systématiquement plus faibles que ceux mesurés.
Les problèmes constatés ne sont cependant pas nécessairement causés par les modèles mais pourraient résulter de biais observationnels, comme par exemple dans les échelles de conversions entre type spectral et température éffective. De même, les luminosités sont souvent dérivées de la photométrie absolue de l’objet en bande étroite grâce à des corrections bolométriques uniquement calibrées pour des objets âgés.
4. Contrainte des modèles évolutifs aux âges jeunes 19
Fig. 3: Différence exprimée en pourcents entre la masse théorique prédite par les modèles de Swenson et al. (1994) – S04, D’Antona & Mazzitelli (1997) – DM97, Siess et al. (2000) – S00, Palla & Stahler (1999) – PS99 et Baraffe et al. (1998) – BCAH98, et la masse des objets jeunes mesurée dynamiquement. Les modèles BCAH98 ont été testés pour deux valeurs du paramètre de mélange α=1.0 (B1.0) et 1.9 (B1.9). Figure tirée de Mathieu et al. (2007).
Dans le domaine des naines brunes, un seul calibrateur dynamique existe : 2M0535-05 AB. Les masses des composantes de cette binaire à éclipse sont correctement prédites à ∼ 1 Myrs par les modèles (Stassun et al. 2006). Mais les modèles ne sont pas capables de reproduire le rapport des températures effectives qui indique que l’objet le moins massif est aussi le plus chaud. Cette inversion de températures pourrait être causée par l’effet des forces de marées gravitationnelles (Heller et al. 2010) ou des champs magnétiques (Stassun et al. 2007; Czesla et al. 2008; Gómez Maqueo Chew et al. 2009).
A terme, l’étude de la naine brune AB Dor C (Close et al. 2005, 2007) pourrait aussi fournir une contrainte supplémentaire des prédictions à un âge intermédiaire (typiquement . 100 Myr). Mais l’âge du système reste pour l’instant très incertain (Boccaletti et al. 2008).
Il est donc certain que de nouvelles études doivent se focaliser sur :
– La calibration des modèles d’atmosphères qui passe par l’obtention d’un échantillon de spectres d’objets jeunes et froids.
– La découverte et la caractérisation à haute précision d’un ensemble de calibrateurs aux âges jeunes pour dégager des inconsistances globales entre les prédictions des modèles et les mesures. Il est en particulier important de découvrir des calibrateurs proches (ou à l’intérieur) du domaine des masses
planétaires pour confirmer la dépendance de l’écart entre masses prédites et mesurées en fonction du
régime de masse pour les objets évolués (étoile, naine brune, planète). Ces calibrateurs permettront à leur tour d’estimer correctement la masse des objets détectés par imagerie et de contraindre ainsi de manière plus fiable les modèles de formation des compagnons de faible masse.
5 Apport du travail de thèse
La recherche et la caractérisation des propriétés physiques et chimiques des compagnons de faible masse est un domaine de recherche très riche et fortement interconnecté (voir la Fig. 4). Mon travail de thèse m’a donc conduit à travailler sur un ensemble de projets distincts (par la nature des objets étudiés, les techniques employées) mais nécessaires pour atteindre une meilleure compréhension de ces objets.
Une partie de ce travail est consacrée à la détection de nouveaux compagnons de faibles masse avec l’instrument NaCo. Dans la partie I, je décris un ensemble d’outils de traitement des données d’imagerie que j’ai développés pour détecter de nouveaux compagnons plus proches et plus faibles que lors de précédentes campagnes d’imagerie. Ces techniques ont conduit à la re-détection dans deux bandes photométriques dif-férentes du compagnon planétaire β Pictoris b. Le système planétaire β Pictoris Ab, entouré d’un disque de débris, offre de multiples perspectives pour comprendre en détail les mécanismes de la formation planétaire. La deuxième partie de ma thèse (partie II) s’intéresse plus particulièrement à la caractérisation d’un ensemble d’objets jeunes. Je présente dans un premier temps le travail que j’ai mené pour maîtriser et
optimiser le traitement des données provenant du spectrographe intégral de champ SINFONI (Chapitre
1 et 2). Ce travail s’est poursuivi par le développement d’algorithmes d’extraction des spectres (Chapitre 3). Ces outils on été employés sur un ensemble de données pour construire une bibliothèque de spectres d’objets jeunes et froids (Chapitre 4). Cette bibliothèque inclut notamment le spectre du compagnon de masse planétaire qui est caractérisé en détail dans la section 4.1. Enfin, j’ai conduit une étude qui combine les techniques d’imagerie et de spectroscopie intégrale de champ pour mesurer la masse dynamique, la photométrie et les paramètres atmosphériques de la binaire serrée de faible masse TWA 22. Ce système pourrait être un nouveau calibrateur dynamique des modèles évolutifs.
Découverte d'un objet Spectre Couleur Type spectral Luminosité Teff log(g) M/H Bibliothèque de spectres empiriques Comparaison Modèles d'atmosphère Comparaison Comparaison Masse dynamique Etude dynamique Scénarios de formation Etude statistique Configuration du système Statut de l'objet Lien ? Modèles évolutifs Flux dans une bande Comparaison Contrainte Masse age Teff log(g) Luminosité Rayon Contrainte Prédictions
Première partie
Imagerie à haut contraste et à haute
résolution angulaire
Chapitre 1
Technique
Sommaire
1.1 Imagerie à haute résolution angulaire . . . . 23